Le nane brune sono corpi cosmici con una massa compresa tra l'1 e l'8% della massa solare. Sono troppo massicci per i pianeti, la compressione gravitazionale rende possibili reazioni termonucleari che coinvolgono elementi "facilmente combustibili". Ma la loro massa è insufficiente per "accendere" l'idrogeno e quindi, a differenza delle stelle a tutti gli effetti, le nane brune non brillano a lungo.
Gli astronomi non sperimentano: ottengono informazioni attraverso le osservazioni. Come ha detto uno dei rappresentanti di questa professione, non ci sono dispositivi abbastanza lunghi da raggiungere le stelle. Tuttavia, gli astronomi hanno a loro disposizione leggi fisiche che consentono non solo di spiegare le proprietà di oggetti già noti, ma anche di prevedere l'esistenza di quelli che non sono stati ancora osservati.
La lungimiranza di Shiva Kumar
Molti hanno sentito parlare di stelle di neutroni, buchi neri, materia oscura e altri esotici cosmici calcolati dai teorici. Tuttavia, ci sono molte altre curiosità nell'universo scoperte allo stesso modo. Questi includono corpi intermedi tra stelle e pianeti gassosi. Erano stati previsti nel 1962 da Shiv Kumar, un astronomo indiano-americano di 23 anni che aveva appena completato il suo dottorato di ricerca presso l'Università del Michigan. Kumar chiamava questi oggetti nane nere. Nomi successivi come stelle nere, oggetti Kumar, stelle infrarosse apparvero in letteratura, ma alla fine vinse l'espressione "nane brune", proposta nel 1974 da una studentessa laureata dell'Università della California, Jill Tarter.
Per quattro anni, un team internazionale di astronomi ha "pesato" la nana ultrafredda di classe L (6,6% della massa solare) utilizzando il telescopio Hubble, il VLT e il. Keck.
Kumar sarebbe andato alla sua apertura per quattro anni. A quei tempi, le basi delle dinamiche della nascita delle stelle erano già note, ma c'erano lacune significative nei dettagli. Tuttavia, Kumar nel suo insieme descrisse le proprietà delle sue "nane nere" in modo così corretto che in seguito anche i supercomputer concordarono con le sue conclusioni. Dopo tutto, il cervello umano è stato e rimane il miglior strumento scientifico.
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La nascita dei compratori
Le stelle nascono dal collasso gravitazionale delle nubi di gas cosmici, che sono principalmente idrogeno molecolare. Contiene anche elio (uno per ogni 12 atomi di idrogeno) e tracce di elementi più pesanti. Il collasso termina con la nascita di una protostella, che diventa un luminare a tutti gli effetti quando il suo nucleo si riscalda a tal punto che da lì inizia una combustione termonucleare costante dell'idrogeno (l'elio non partecipa a questo, poiché sono necessarie temperature dieci volte più elevate per accenderlo). La temperatura minima richiesta per accendere l'idrogeno è di circa 3 milioni di gradi.
Kumar era interessato alle protostelle più leggere con una massa non superiore a un decimo della massa del nostro Sole. Si rese conto che per innescare la combustione termonucleare dell'idrogeno, devono addensarsi a una densità maggiore rispetto ai predecessori delle stelle di tipo solare. Il centro della protostella è riempito con un plasma di elettroni, protoni (nuclei di idrogeno), particelle alfa (nuclei di elio) e nuclei di elementi più pesanti. Succede che anche prima che venga raggiunta la temperatura di accensione dell'idrogeno, gli elettroni danno origine a un gas speciale, le cui proprietà sono determinate dalle leggi della meccanica quantistica. Questo gas resiste con successo alla compressione della protostella e quindi impedisce il riscaldamento della sua zona centrale. Pertanto, l'idrogeno o non si accende affatto o si spegne molto prima del completo esaurimento. In questi casi, invece di una stella fallita, si forma una nana bruna.
La possibilità che un gas di Fermi degenere resista alla compressione gravitazionale non è affatto illimitata, ed è facile dimostrarlo da un lato. Man mano che gli elettroni riempiono livelli di energia sempre più elevati, le loro velocità aumentano e alla fine si avvicinano alla luce. In questa situazione prevale la forza di gravità e riprende il collasso gravitazionale. La dimostrazione matematica è più difficile, ma la conclusione è simile. Quindi risulta che la pressione quantistica del gas elettronico arresta il collasso gravitazionale solo se la massa del sistema che collassa rimane al di sotto di un certo limite, corrispondente a 1,41 masse solari. Si chiama limite chandrasekhar - in onore dell'eccezionale astrofisico e cosmologo indiano che lo calcolò nel 1930. Il limite di chandrasekhar specifica la massa massima delle nane bianche,che i nostri lettori probabilmente conoscono. Tuttavia, i precursori delle nane brune sono decine di volte più leggeri e non devono preoccuparsi del limite di chandrasekhar.
Kumar ha calcolato che la massa minima di una stella nascente è 0,07 masse solari quando si tratta di luminari relativamente giovani della popolazione I, che danno origine a nuvole con un contenuto maggiore di elementi più pesanti dell'elio. Per le stelle di popolazione II, che sono sorte più di 10 miliardi di anni fa, in un'epoca in cui l'elio e gli elementi più pesanti nello spazio esterno erano molto meno, è pari a 0,09 masse solari. Kumar ha anche scoperto che la formazione di una tipica nana bruna richiede circa un miliardo di anni e il suo raggio non supera il 10% del raggio del Sole. La nostra galassia, come altri ammassi stellari, dovrebbe contenere una grande varietà di tali corpi, ma sono difficili da rilevare a causa della loro debole luminosità.
Come si illuminano
Queste stime non sono cambiate molto nel tempo. Si ritiene ora che l'accensione temporanea dell'idrogeno in una protostella, nata da nubi molecolari relativamente giovani, avvenga nell'intervallo di 0,07-0,075 masse solari e duri da 1 a 10 miliardi di anni (per confronto, le nane rosse, le stelle reali più leggere, sono in grado di brillare decine di miliardi di anni!). Come ha notato Adam Burrows, professore di astrofisica alla Princeton University, in un'intervista con PM, la fusione termonucleare compensa non più della metà della perdita di energia radiante dalla superficie di una nana bruna, mentre nelle vere stelle della sequenza principale, il grado di compensazione è del 100%. Pertanto, la stella guasta si raffredda anche con il "forno a idrogeno" in funzione, e ancora di più continua a raffreddarsi dopo il suo otturazione.
Una protostella con una massa inferiore a 0,07 masse solari non è affatto in grado di accendere l'idrogeno. È vero, il deuterio può divampare nelle sue profondità, poiché i suoi nuclei si fondono con i protoni già a temperature di 600-700 mila gradi, dando origine a elio-3 e gamma quanti. Ma non c'è molto deuterio nello spazio (c'è solo un atomo di deuterio per 200.000 atomi di idrogeno) e le sue riserve durano solo pochi milioni di anni. I nuclei dei grappoli di gas che non hanno raggiunto 0,012 masse solari (che sono 13 masse di Giove) non si riscaldano nemmeno fino a questa soglia e quindi non sono capaci di alcuna reazione termonucleare. Come ha sottolineato il professore dell'Università della California a San Diego Adam Burgasser, molti astronomi ritengono che sia qui che passa il confine tra la nana bruna e il pianeta. Secondo i rappresentanti di un altro campo,Un grappolo di gas più leggero può anche essere considerato una nana bruna se è sorto a seguito del collasso della nube primaria di gas cosmico e non è nato da un disco di polvere di gas che circonda una stella normale appena divampata. Tuttavia, tali definizioni sono una questione di gusti.
Un'altra precisazione è relativa al litio-7, che, come il deuterio, si è formato nei primi minuti dopo il Big Bang. Il litio entra nella fusione termonucleare a un riscaldamento leggermente inferiore a quello dell'idrogeno e quindi si accende se la massa della protostella supera 0,055-0,065 solare. Tuttavia, il litio nello spazio è 2.500 volte inferiore al deuterio, e quindi, dal punto di vista energetico, il suo contributo è del tutto trascurabile.
Cosa hanno dentro
Cosa succede all'interno di una protostella se il collasso gravitazionale non si è concluso con un'accensione termonucleare dell'idrogeno e gli elettroni si sono uniti in un unico sistema quantistico, il cosiddetto gas di Fermi degenere? La proporzione di elettroni in questo stato aumenta gradualmente e non salta in un solo istante dallo zero al 100%. Tuttavia, per semplicità, supporremo che questo processo sia già stato completato.
Il principio di Pauli afferma che due elettroni che entrano nello stesso sistema non possono trovarsi nello stesso stato quantistico. In un gas di Fermi, lo stato di un elettrone è determinato dalla sua quantità di moto, posizione e spin, che assume solo due valori. Ciò significa che nello stesso punto non può esserci più di una coppia di elettroni con lo stesso momento (e, naturalmente, giri opposti). E poiché nel corso del collasso gravitazionale gli elettroni sono impacchettati in un volume sempre decrescente, occupano stati con quantità di moto crescenti e, di conseguenza, energie. Ciò significa che quando la protostella si contrae, l'energia interna del gas elettronico aumenta. Questa energia è determinata da effetti puramente quantistici e non è associata al moto termico; quindi, in prima approssimazione, non dipende dalla temperatura (contrariamente all'energia di un gas ideale classico,le cui leggi sono studiate nel corso di fisica della scuola). Inoltre, con un rapporto di compressione sufficientemente alto, l'energia del gas di Fermi è molte volte maggiore dell'energia termica del moto caotico di elettroni e nuclei atomici.
Un aumento dell'energia del gas elettronico aumenta anche la sua pressione, che non dipende dalla temperatura e cresce molto più forte della pressione termica. È proprio questo che si oppone alla gravitazione della materia della protostella e ne arresta il collasso gravitazionale. Se ciò è accaduto prima che fosse raggiunta la temperatura di accensione dell'idrogeno, la nana bruna si raffredda immediatamente dopo un breve esaurimento del deuterio cosmico. Se una proto-stella si trova nella zona di confine e ha una massa di 0,07-0,075 solare, brucia idrogeno per miliardi di anni, ma ciò non influisce sul suo finale. Alla fine, la pressione quantistica del gas elettronico degenere abbassa la temperatura del nucleo stellare a tal punto che la combustione dell'idrogeno si arresta. E sebbene le sue riserve sarebbero sufficienti per decine di miliardi di anni, la nana bruna non sarà più in grado di dar loro fuoco. Questo è ciò che lo rende diverso dalla nana rossa più leggera, che spegne il forno nucleare solo quando tutto l'idrogeno si è trasformato in elio.
Tutte le stelle conosciute sul diagramma Hertzsprung-Russell non sono distribuite uniformemente, ma sono combinate in diverse classi spettrali tenendo conto della luminosità (classificazione di Yerkes, o MCC, dai nomi degli astronomi che l'hanno sviluppata dall'Osservatorio Yerkes - William Morgan, Philip Keenan e Edith Kellman). La classificazione moderna distingue otto di questi gruppi principali sul diagramma Hertzsprung-Russell. Classe 0 - si tratta di ipergiganti, stelle massicce e molto luminose, che superano il Sole in massa di 100-200 volte e in termini di luminosità - in milioni e decine di milioni. Classe Ia e Ib - queste sono supergiganti, decine di volte più massicce del Sole e decine di migliaia di volte superiori in luminosità. Classe II - giganti luminosi che sono intermedi tra supergiganti e giganti di classe III. Classe V emdash; questo è il cosiddetto la sequenza principale (nane) su cui giace la maggior parte delle stelle, compreso il nostro Sole. Quando una stella della sequenza principale esaurisce l'idrogeno e inizia a bruciare elio nel suo nucleo, diventerà una subgigante di classe IV. Appena sotto la sequenza principale c'è la classe VI - subnani. E la classe VII include le nane bianche compatte, lo stadio finale dell'evoluzione delle stelle che non superano il limite di massa di Chandrasekhar. E la classe VII include nane bianche compatte, lo stadio finale nell'evoluzione delle stelle che non superano il limite di massa di Chandrasekhar. E la classe VII include le nane bianche compatte, lo stadio finale dell'evoluzione delle stelle che non superano il limite di massa di Chandrasekhar.
Il professor Burrows nota un'altra differenza tra la stella e la nana bruna. Una stella normale non solo non si raffredda, perdendo energia radiante, ma, paradossalmente, si riscalda. Ciò accade perché la stella si comprime e riscalda il suo nucleo, e questo aumenta notevolmente il tasso di combustione termonucleare (ad esempio, durante l'esistenza del nostro Sole, la sua luminosità è aumentata di almeno un quarto). Una nana bruna è una questione diversa, la cui compressione è impedita dalla pressione quantistica del gas elettronico. A causa delle radiazioni dalla superficie, si raffredda come una pietra o un pezzo di metallo, sebbene sia costituito da plasma caldo, come una normale stella.
Lunghe ricerche
La ricerca delle nane brune si trascinò per molto tempo. Anche nei rappresentanti più massicci di questa famiglia, che emettono un bagliore viola nella loro giovinezza, la temperatura superficiale di solito non supera i 2000 K, e in quelli che sono più leggeri e più vecchi, a volte non raggiunge nemmeno i 1000 K. La radiazione di questi oggetti contiene anche una componente ottica, sebbene molto debole. Pertanto, le apparecchiature a infrarossi ad alta risoluzione, apparse solo negli anni '80, sono le più adatte per trovarle. Allo stesso tempo, iniziarono a essere lanciati telescopi spaziali a infrarossi, senza i quali è quasi impossibile rilevare le nane brune fredde (il picco della loro radiazione cade su onde con una lunghezza di 3-5 micrometri, che sono principalmente ritardate dall'atmosfera terrestre).
Fu in questi anni che apparvero le segnalazioni di possibili candidati. In un primo momento, tali affermazioni non hanno resistito alla verifica e la vera scoperta della prima delle pseudo stelle predette da Shiv Kumar è avvenuta solo nel 1995. La palma qui appartiene a un gruppo di astronomi guidati dal professore dell'Università della California a Berkeley Gibor Basri. I ricercatori hanno studiato l'oggetto estremamente debole PPl 15 nell'ammasso stellare delle Pleiadi, a circa 400 anni luce di distanza, che era stato precedentemente scoperto dal team dell'astronomo di Harvard John Stauffer. Secondo i dati preliminari, la massa di questo corpo celeste era di 0,06 masse solari e potrebbe benissimo rivelarsi una nana bruna. Tuttavia, questa stima era molto approssimativa e non si poteva fare affidamento. Il professor Basri ei suoi colleghi sono riusciti a risolvere questo problema utilizzando un campione di litio,che è stato recentemente inventato dall'astrofisico spagnolo Rafael Rebolo.
"Il nostro team ha lavorato al primo telescopio da 10 metri dell'Osservatorio Keck, che è entrato in funzione nel 1993", ricorda il professor Basri. - Abbiamo deciso di utilizzare il test del litio, poiché ha permesso di distinguere tra nane brune e nane rosse vicine in massa. Le nane rosse bruciano il litio-7 molto rapidamente e quasi tutte le nane brune non sono in grado di farlo. Quindi si credeva che l'età delle Pleiadi fosse di circa 70 milioni di anni, e anche le nane rosse più leggere durante questo periodo avrebbero dovuto sbarazzarsi completamente del litio. Se trovassimo il litio nello spettro PPl 15, avremmo tutte le ragioni per affermare che abbiamo a che fare con una nana bruna. Il compito non è stato facile. Il primo test spettrografico nel novembre 1994 rivelò il litio, ma il secondo, quello di controllo, nel marzo 1995, non lo confermò. Naturalmente,siamo rimasti delusi: la scoperta ci è sfuggita di mano. Tuttavia, la conclusione iniziale era corretta. PPl 15 si è rivelato essere una coppia di nane brune in orbita attorno a un centro di massa comune in soli sei giorni. Questo è il motivo per cui le linee spettrali del litio a volte si univano, quindi divergevano, quindi non le abbiamo viste durante il secondo test. Lungo la strada, abbiamo scoperto che le Pleiadi sono più antiche di quanto si pensasse ".
Nello stesso 1995, ci sono state segnalazioni della scoperta di altre due nane brune. Raphael Rebolo ei suoi colleghi dell'Istituto di astrofisica delle Isole Canarie hanno scoperto il Teide 1 nano nelle Pleiadi, anch'esso identificato con il metodo del litio. E alla fine del 1995, i ricercatori del California Institute of Technology e della Johns Hopkins University hanno riferito che la nana rossa Gliese 229, che dista solo 19 anni luce dal sistema solare, ha un compagno. Questa luna è 20 volte più pesante di Giove e contiene linee di metano nel suo spettro. Le molecole di metano vengono distrutte se la temperatura supera i 1500K, mentre la temperatura atmosferica delle stelle normali più fredde è sempre superiore a 1700K. Ciò ha permesso a Gliese 229-B di essere riconosciuto come una nana bruna senza nemmeno usare un test al litio. Ora è già notoche la sua superficie è riscaldata a soli 950 K, quindi questo nano è molto freddo.
Gli astronomi imparano costantemente cose nuove sulle nane brune. Così, alla fine di novembre 2010, scienziati provenienti da Cile, Inghilterra e Canada hanno annunciato la scoperta nella costellazione della Vergine, a soli 160 anni luce dal Sole, una coppia stellare di due nani di diverse categorie di colore - bianco e marrone. Quest'ultimo è uno dei nani di classe T più caldi (la sua atmosfera è riscaldata a 1300 K) e ha una massa di 70 Giove. Entrambi i corpi celesti sono legati gravitazionalmente, nonostante siano separati da un'enorme distanza - circa 1 anno luce. Gli astronomi hanno osservato una coppia stellare di nane brune utilizzando il telescopio UKIRT (United Kingdom Infrared Telescope) con uno specchio di 3,8 metri. Questo telescopio, situato vicino alla vetta del Mauna Kea alle Hawaii, a un'altitudine di 4200 m sul livello del mare - - uno degli strumenti più grandi al mondo,lavorando nella gamma degli infrarossi.
L-nani, E-nani: cosa c'è dopo?
Al momento, ci sono il doppio delle nane brune conosciute come esopianeti: circa 1000 contro 500. Lo studio di questi corpi ha costretto gli scienziati ad espandere la classificazione delle stelle e degli oggetti simili a stelle, poiché la precedente si è rivelata insufficiente.
Gli astronomi hanno da tempo classificato le stelle in gruppi in base alle caratteristiche spettrali della radiazione, che, a loro volta, sono determinate principalmente dalla temperatura dell'atmosfera. Oggi viene utilizzato principalmente il sistema, le cui basi sono state gettate dal personale dell'Osservatorio dell'Università di Harvard più di cento anni fa. Nella sua versione più semplice, le stelle sono divise in sette classi, denotate dalle lettere latine O, B, A, F, G, K e M. La classe O include stelle blu estremamente massicce con temperature superficiali superiori a 33.000 K, mentre la classe M include nane rosse, giganti rosse e persino un numero di supergiganti rosse, la cui atmosfera è riscaldata a meno di 3700 K. Ogni classe, a sua volta, è divisa in dieci sottoclassi: dallo zero più caldo alla nona più fredda. Ad esempio, il nostro Sole appartiene alla classe G2. Il sistema di Harvard ha anche varianti più complesse (ad esempio, ultimamente le nane bianche sono state assegnate a una classe speciale D), ma queste sono sottigliezze.
La scoperta delle nane brune ha portato all'introduzione di nuovi tipi spettrali L e T. La classe L include oggetti con temperature superficiali comprese tra 1300 e 2000K. Tra loro non ci sono solo nane brune, ma anche le nane rosse più deboli, che in precedenza erano classificate come di classe M. La classe T include solo una nana bruna, le cui atmosfere sono riscaldate da 700 a 1300 K. Le righe del metano sono abbondanti nei loro spettri, quindi questi corpi sono spesso chiamati nane di metano (questo è esattamente ciò che è Gliese 229 B).
"Alla fine degli anni '90, avevamo accumulato molte informazioni sugli spettri delle stelle più deboli, comprese le nane brune", ha detto a PM l'astronomo della Caltech Davey Kirkpatrick, che fa parte di un gruppo di scienziati che hanno avviato le nuove classi. - Si è scoperto che hanno una serie di funzionalità non incontrate in precedenza. I segni spettrali del vanadio e degli ossidi di titanio, tipici delle nane M rosse, scomparvero, ma apparvero linee di metalli alcalini - sodio, potassio, rubidio e cesio. Quindi abbiamo deciso di espandere la classificazione di Harvard. Per prima cosa, è stata aggiunta la classe L, sono stato io a suggerire questa lettera, semplicemente perché non era ancora elencato nulla per essa. Tuttavia, Gliese 229 B non ha soddisfatto la classe L a causa della presenza di metano. Ho dovuto usare un'altra lettera gratuita - T, quindi è apparsa la classe T."
Molto probabilmente, questo non finirà qui. È già stato proposto di introdurre la classe y, riservata a ipotetiche nane brune ultrafredde riscaldate sotto i 600K. I loro spettri dovrebbero anche avere caratteristiche caratteristiche, come chiare linee di assorbimento dell'ammoniaca (ea temperature inferiori a 400 K, apparirà anche vapore acqueo). Poiché tutte le nane brune sono destinate a raffreddarsi, i corpi di classe y devono esistere, sebbene non siano stati ancora scoperti. È possibile che vengano aperti dopo il lancio del gigantesco telescopio a infrarossi james webb, che andrà nello spazio nel 2014. Forse questo osservatorio troverà persino pianeti nelle nane brune, la cui esistenza, in linea di principio, è abbastanza accettabile. Ci sono ancora molte cose interessanti da fare per gli astronomi.
Alexey Levin
